１.はじめに
　太陽風磁場の方向は平均的に見ればArchimedean spiralに沿っていると考えられるが、実際に探査機で観測される太陽風磁場を短いタイムスケールでみると、Archimedean spiralの方向から外れていることが少なくない。惑星間空間探査機「さきがけ」が0.8-1.0AUで観測した太陽風磁場中の non-spiral磁場を調べた結果、平面状の磁場構造と考えられる現象が発見された。この現象中の磁場vectorは、方向・強度ともに大きく変化していながら、すべてある仮想的な平面に平行であるという特徴がある。磁場方向の分布は非常に広く、仮想平面に平行なほとんどすべての方向に及ぶため、おおよそ南向き・北向き・toward・awayの磁場が一つの現象のうちに観測される。この現象を 以下 Planar Magnetic Structure (PMS) と呼び、その特徴と起源について報告する。

２.PMS 現象の同定
　PMSは、磁場vectorの黄道面内の角度phi、黄道面からの仰角thetaの40秒値を4秒毎に数時間にわたってphi-theta空間にplotした時に見つかった。ここで
phi=tan^-1( By/Bx ),
theta=tan^-1( Bz/(Bx²+By²)^1/2 )
である。平均的な太陽風磁場は (phi,theta)=(135゜,0゜)または(-45゜,0゜)のまわりに分布するのに対し、PMS現象では ph が Archimedean spiral の方向からずれるにつれ、thも 0゜から離れるという特徴がある。角度 phiが -180゜から180゜までのほぼ全域（75％以上）にわたって分布し、かつ phiとthetaとに明かな関係がみられる例をPMSと定義すると、1985年7月1日から1987年7月31日までの25か月間に8例のPMSが見つかった（図1a）。
　図1aに示したphi-theta分布は、その期間中の磁場vectorが数時間にわたりある仮想的な平面に平行で、かつ、その平面に平行なほとんどすべての方向を指していることを示す。この平面は黄道面に対して数十度の傾きを持ち、かつ Archimedeanspiralに平行となっている（図2）。観測された例にfitするよう平面を決め、期待されるphi-theta分布を示したのが図1bである。左肩に示した数字が平面と黄道面の傾きである。各現象中の磁場はおおむね仮想平面に平行であることが確認された。
　この構造の大きさは、現象の継続時間が１回の観測時間と同程度なため正確には求められないが、おおむね 0.07AU（1350RE）程度と考えられる。
図１.(a) PMS現象のph-th diagram. (b) 計算によって求められた、平面に平行な磁場vectorの方向分布。
図２.PMS現象中のすべての磁場に平行な平面。

３.PMS中の太陽風plasmaの特徴
　8例のPMS中の太陽風のion密度、速度、温度、及び plasma-betaを表1に示す。太陽風速や磁場の強さは通常の太陽風速とほとんど変わらないレベルにあるが、ion密度は通常よりかなり高い値が観測された。平均的なion密度は5−8個/cm³であるのに対し、PMS中では8例中6例において10個/cm³を越えている。Ion温度は通常（数万ないし十数万度）よりやや高めである。それゆえ plasmaは非常にhigh beta (beta= 1-24) であった。 表からは読み取ることはできないが、磁場強度が激しく変化しているのも特徴的である。

表１. PMS中の太陽風の速度、ion密度、温度、磁場強度、plasma-beta.

event	V (km/s)	Ni (cm-3)	Ti (104K)	B (nT)	ion beta
1985
Sep.19-Sep.20	397-513 (424)	3.2-32.6 (19.3)	6.7-17.6 (12.6)	5.3-11.3 (7.9)	0.3- 2.4 (1.4)
1986
Feb.25-Feb.26	578-672 (646)	1.5-2.6 (2.6)	14.0-59.2 (34.1)	5.6-10.2 (7.7)	0.1- 0.6 (0.5)
Jul.16	419-470 (451)	5.7-12.8 (9.5)	7.6-19.2 (13.8)	8.5-12.4 (10.4)	0.1- 0.7 (0.5)
Jul.17	445-544 (512)	1.5-23.3 (13.9)	4.6-28.4 (14.0)	4.6-19.0 (12.3)	0.1- 1.9 (1.6)
Aug.01	350-426 (378)	34.2-56.9 (41.6)	6.3-34.4 (13.9)	3.1-12.4 (8.6)	0.8-10.0 (2.9)
Oct.08	363-406 (380)	8.0-20.6 (12.7)	3.4-21.0 (10.6)	4.7-10.2 (7.6)	0.1-2.9 (1.0)
Dec.23-Dec.24	413-497 (438)	6.5-10.7 (8.1)	8.7-45.4 (16.5)	4.3-8.4 (7.5)	0.3-5.3 (1.6)
1987
Jun.25-Jun.26	426-479 (462)	6.3-9.5 (8.2)	7.6-21.1 (4.8)	2.2-8.4 (5.0)	0.3-12.0 (4.1)

太陽風速度の変化とPMSとの関係を図3に示す。磁場にPMS的な性質が見られた区間を太線で示した。太陽風速度が一定の時（例えば 0135-0240UT)でもPMSが観測されていることから、PMSは太陽風の圧縮などによってできたものではないと考えられる。
図３.PMS（太線）と太陽風速の関係。

４．PMS現象と heliospheric sector boundary
　PMS現象をその時の太陽風速に応じて2.5RSUNまで戻すと太陽磁気圏のneutral sheetの位置とおおむね一致した。　「さきがけ」の観測した sector polarity とPMSの観測された位置を比べても、PMS現象のうちいくつかはsector boundary の近くで観測されていることが解った。

５.PMSの三次元構造
　図1のphi-theta diagramは磁場強度と時間的な順序の情報を持っていないが、実際の磁場dataを見ると、PMSの磁場変化はかなり急激で不規則であることがわかる。図4は1986年8月1日の1時から6時までの磁場と太陽風（密度、温度、風速、圧力）のdataである。磁場vectorは平面に垂直な方向成分Bn、平面に平行な方向成分Bs,Bt,及び磁場強度｜B｜で示される。ｎ、ｓ、ｔの方向はminimum variance analysisによって求めた。磁場vectorは一方向にゆっくり回転する場合もあるが、多くの場合、決まった回転方向をもたずに急激かつ不規則に変化しており、この現象がtangential discontinuityで仕切られた多層状の磁場構造であることを示唆している。
図４.1986年8月1日の磁場およびplasma data.

　現象が太陽風によって運ばれている事を考えると、時間変化を空間変化と読みかえ、PMSの空間構造を部分的に知ることができる。 図4の磁場 vectorを時間順に並べたのが図5である。この現象は、それぞれ固有の磁場方向をもったたくさんのsegmentの集まった構造と考えることができる。図中の矢印は各segment内での代表的な磁場方向を描いたものである。各segment間の境界の多くはtangential discontinuityである。
図５.1986年8月1日の磁場構造の模式図。

６.Model
観測されたような「ある平面に平行なすべての方向の磁場」を説明しうる最も単純な構造は magnetic tongueおよび magnetic island (plasmoid)である(図6)。このような形状の磁力線を作る機構としては、1)太陽表面上の閉じた磁力線の引出しや、2) neutral sheet近傍の磁力線の再結合などが考えられる。
　Photosphere上で互いに平行な位置関係にあった複数の閉じた磁力線が引き出されれば、惑星間空間で、ある平面に平行なmagnetic tongueの群として観測されるであろう。実際、Newkirk et al.のMicrofilm Atlas中に、太陽表面上で互いに平行な、閉じた磁力線群を見いだすことができる。さらにそのmagnetic tongueが reconnectすることによってmagnetic islandの発生する可能性も考えられる。探査機がこのような磁力線群を次々に横切るとき、tongueやislandのどの部分を通るかによって、さまざまな方向の磁場が観測されるであろう。
また、反平行な磁力線の接しているneutral sheetの近傍で、速度shear等によって渦が形成され magnetic islands となる可能性も考えられる。
図６. (a) Magnetic tongues and (b) magnetic islands.

A distinctive magnetic structure in which azimuthal and latitudinal angles of field vectors are closely related to each other has been found in the interplanetary magnetic field data obtained by Sakigake at 0.8--1.0 AU. In this structure, termed a "planar magnetic structure" (PMS), the magnetic field vectors are nearly parallel to a fixed plane and take almost all directions parallel to this plane. The PMS consists of several segments in which field directions are almost constant, and the segments are separated by tangential discontinuities where directional changes of the field vector occur abruptly without showing any preferred polarization. The ion number density, the ion temperature, and the plasma beta tend to be higher in the PMS than in the surrounding plasma. In order to find information on the generation mechanism of PMS in the solar wind, possible correlations between PMS and conditions in the solar wind and on the Sun are examined using ISEE-3 data obtained during the period from November, 1983 to November 1986. No common pattern is found in the solar wind velocity profile in the vicinity of the PMS events (+- 5 days) for the 35 PMS events found in the ISEE-3 data. Many of the PMS events do not correspond to large-scale structures nor drastic phenomena on the Sun; only 37% of PMS are observed within 20 deg from the sector boundary, 24% within 30 deg from flares, and only 37% are found within 30 deg of active prominences or filaments. On the other hand, PMS events are sometimes observed recurrently at the same heliospheric longitude in successive rotations of the Sun, leaving no indications of increase of magnetic flux. Among three models of overall geometry of PMS; (a) magnetic tongues, (b) large-amplitude waves and (c) closed loops of field lines, the closed magnetic loops resulting from reconnection of field lines is the most likely model that is consistent with observation. The magnetic tongue model is rejected because continuous extension of tongues is expected to be associated with flux enhancements on the sun, which is not observed. The model of the large-amplitude wave is not supported since the Alfv\'enic correlation between solar wind velocity and magnetic field is found to be low in PMS events observed by Sakigake and ISEE-3.

　Planar magnetic structure (PMS) は、惑星間空間磁場の方向が数時間にわたりある平面に平行となる現象である。この現象は、「さきがけ」によって 0.8-1.0AUで発見され、high-beta plasma中で観測されること、磁場変化が激しく tangential discontinuity を多く含むこと、太陽磁気圏の neutral sheet 近傍で観測され易いことなどが既に解っている。PMSが太陽表面の磁場構造を直接反映しているのか、あるいは惑星間空間のplasma dynamicsを通じて初めて形成されるのかはいまだに明かでない。 もし前者であれば、太陽面上の閉じた磁力線が惑星間空間に引き出されてゆく過程を捉えていると考えられ、また後者であれば惑星間空間での磁場の再結合が関与する可能性が高い。
　今回、新たにISEE3のデータを用い「さきがけ」観測と重複する期間について解析を行なった。ISEE3は観測時間が長く、現象の継続時間を知ることが出来、また「さきがけ」と同じsourceから出発した太陽風をモニターすることができる。さらに地球と位置が近いため太陽面磁場の地上観測と対応付けやすいという利点がある。1983年10月から1986年12月の間にみつかった39例のPMSについて以下の結果を得た。(1)PMSの継続時間は数時間から１日程度である。(2)plasmaや磁場変化の性質は「さきがけ」で観測されたPMSとほとんど同じであるが、ISEE3で観測されたPMSのはArchimedean spiralの方向を含まないものが多い。(3)太陽風速度のshearと明確な関係は見られない。(4)太陽面上に戻した時、磁場のneutral line に対応するものが多い。またいくつかのPMSはfilamentの活動域に対応するがFlareに対応するPMSは少ない。(5)PMSの発生域に回帰性が見られる。(6)太陽面上の同一の経度に対応し、連続する３か月にわたりほぼ同様のPMSがISEE3と「さきがけ」の両方で観測された例がある(図1)。(6)磁場の揃う面の方向が異なるPMSが近接して観測されることもある。

　太陽風磁場の面状構造（Planar magnetic structure；PMS）は、「さきがけ」によって 0.8-1.0AUで発見された磁場構造である。PMS中の磁場は、方向・強度共非常に変化に富んでいながら、数時間にわたりある平面に平行となるという特徴を持つ。 　この構造を説明する磁力線の形状として、次のようなモデルが考えられる：(a)太陽のソースサーフェス以下で「閉じて」いた磁力線が惑星間空間に引き出された構造、(b)太陽面から切り離されたループ状の磁場構造の集合、(c)太陽向き・反太陽向きの磁力線が隣あった領域を伝搬する、大振幅の磁力線の波動。このうち、モデル(a)は惑星間空間に「開いた」磁力線を増やす機構であるが、PMS が回帰的に観測された後の太陽表面上には磁場のフラックス増を示すような現象は見られないことから棄却される。 本研究では、モデル(b),(c)の妥当性を調べるため、磁場変化と太陽風速度変化の関係を解析する。また、回帰的に観測されたPMSについて、磁場の揃う「平面」の向きが変化していることについても考察する。

１。速度擾乱と磁場変化との関係
　PMS が(b)のループ状の磁場構造の集合ならば、その速度擾乱と磁場変化との間には一義的な関係は無いと考えられるが、モデル(c)においては磁場変化Δｂと速度の擾乱Δｖには、Δｖ＝±Δｂ／√μρ（μ、ρは透磁率、プラズマ密度）という関係が期待される。複号±は波数ベクトルとバックグラウンド磁場の向きによって決まる。「さきがけ」と ISEE-3のデータを用いた相関解析の結果は、多くの場合 PMS中のΔｖとΔｂには上記のような関係が無いことを示している。

２。PMSの回帰性と平面の方向
　PMSのうちのいくつかは、太陽表面上の同一経度がめぐって来る度に「さきがけ」及びISEE-3によって回帰的に観測されたが、PMS中の磁場が平行になる平面の向きは必ずしも保存されていなかった。これがPMSの形成される前の状態の変化を示すのか、形成以後の変化を示すのかはまだ分かっていないが、PMS形成に関する重要な情報として期待できる。

A distinctive magnetic structure in which azimuthal and latitudinal angles of field vectors are closely related to each other has been found in the interplanetary magnetic field data obtained by Sakigake at 0.8--1.0 AU. In this structure, termed a "planar magnetic structure" (PMS), the magnetic field vectors are nearly parallel to a fixed plane and take almost all directions parallel to this plane. The PMS consists of several segments which are separated by tangential discontinuities where directional changes of the field vector occur abruptly without showing any preferred polarization. In order to find information on the generation mechanism of PMS in the solar wind, possible correlations between PMS and conditions in the solar wind and on the sun are examined using ISEE-3 data obtained during the period from November, 1983 to November 1986. No common pattern is found in the solar wind velocity profile in the vicinity of the PMS events (+-5 days) for the 35 PMS events found in the ISEE-3 data. Many of the PMS events do not correspond to large-scale structures nor drastic phenomena on the sun; only 37% of PMS are observed within 20 deg from the sector boundary, 24% within 30 deg from flares, and only 37% are found within 30 deg of active prominences or filaments. On the other hand, PMS events are sometimes observed recurrently at the same heliospheric longitude in successive rotations of the sun, leaving no indications of increase of magnetic flux. The most likely model of overall geometry of PMS is closed loops of magnetic field lines detached from the sun.

　太陽風磁場(IMF)に対する極域磁気圏の対流の振舞いについては、従来、「南向きIMFのときはポーラーキャップで反太陽方向の流れ、北向きIMF時は真昼側で太陽方向の流れ」が観測されると言われている。これは南向きIMFの時は真昼側の閉じた磁力線が、また、北向きIMFの時は極域の開いた磁力線が太陽風の磁力線とつなぎ替えられることを反映している。このようなIMFと対流パターンとの関係が常に成り立っているのならば、IMFの極性が変わってから、磁気圏の対流パターンが変化するまでに要する時間を割り出すこともできると期待される。
　そこでまず 「あけぼの」によって観測された電場(EFD)および粒子(LEP)がIMFに対して期待されているような対流パターンを示すかどうかを確かめることから始めた。極域の磁力線がおおよそ-z方向を向いていることを使えば、E+VxB=0により、反太陽方向の流れはEy>0、太陽方向の流れはEy<0によって知ることができる。太陽風データとしては、地球からおよそ 40RE の位置を周回している IMP-J のデータを用いた。期間は1989年10月2日-9日、10月15日-21日、10月27日-31日で、この期間内でIMFが長時間にわたって安定している時期のデータを選んで解析した。その結果、 (1)IMFが南向きのとき、ポーラーキャップ内でEy>0、その少し低緯度側で電場Eyが細かく変化している例が多いこと、 (2)そのときEyの荒れている領域にスパイク状のエネルギー分布をする電子が見られる場合が多いこと、 (3)IMFが北向きのときはEyが荒れていることが多く、スパイク状の電子との対応もよいこと、 などが確認されたが、同時に (4)IMFが南向きでもポーラーキャップ内でEy<0が観測される例、 (5)IMFが北向きでもポーラーキャップ内でEy>0が観測される例、 (6)IMF Bz、Byともにほとんど零であるのに南向きIMF時並の強いEy>0の観測される例 のように、従来のモデルでは説明されない状態のあることも示された。これらは太陽風のエネルギー、粒子の地球磁気圏への注入を考えるときに考慮されるべきである。また、Bz=0 のIMFは、最も「普通の」太陽風の状態を示すものとしても重要である。

Response of Magnetospheric Convection Observed by EXOS-D to Interplanetary Magnetic Field Observed by IMP-J
T. Nakagawa, K.-I. Tsuruda, T. Mukai, A. Nishida, A. Matsuoka, H. Hayakawa (ISAS) , R.Lepping (NASA/GSFC)
　　Electric field and charged particle data obtained by EXOS-D (Akebono) satellite are investigated together with the interplanetary magnetic field data obtained by IMP-J at about 40 RE from the earth. Unexpected patterns of magnetospheric convection are found as well as the traditional convection patterns in which antisunward(sunward) flow exsists in the polar cap when z-component of IMF is negative(positive).